尊敬的讀者，感謝您在百忙之中閱讀我的文章，這是對我努力的肯定，也是持續創作的動力，向您致以我最誠摯的敬意，希望能得到您的一個"關注"，在此感謝！

就我們的宇宙曆史而言，令人驚奇的是，我們認識到最初的時刻對于創造我們數十億年後存在的條件有多麽重要。我們可以說的最早階段實際上發生在熱大爆炸之前。宇宙膨脹發生了，然後結束了，爲宇宙播下了量子漲落的種子，並導致了熱大爆炸。宇宙從最熱、最稠密的階段冷卻並膨脹，産生的物質多于反物質，然後是穩定的質子和中子，然後是原子核，最終甚至是中性原子，所有這些都在輻射和中微子的海洋中。

歐空局赫歇爾太空天文台拍攝的金牛座氣體分子雲圖像顯示了新恒星形成之前發生的超密度類型。在早期宇宙中，在中性原子形成之後但在第一批恒星出現之前，生長最快的最致密的物質團塊爲我們提供了最有科學意義的探索領域。

你可能認爲中性原子形成後，下一步就是引力：恒星的形成。但與之前的任何事件相比，它們的形成所需的時間規模是巨大的。僅僅五十萬年過去了，宇宙已由物質主導，輻射海已經冷卻到原子無法電離的程度，引力開始真正發揮作用。即使有這些成分，即使是宇宙中第一顆恒星的形成也需要 50 到 1 億年的時間。在此期間，宇宙一直在經曆一個被稱爲宇宙黑暗時代的時代最黑暗的部分。那時就是這樣。

電子和質子可以自由與光子碰撞的宇宙會轉變爲中性狀態，隨著宇宙的膨脹和冷卻，這種狀態對光子來說是透明的。這裏顯示的是宇宙微波背景 (CMB) 發射之前的電離等離子體狀態（左），然後過渡到對光子透明的中性宇宙（右）。氫原子中壯觀的雙光子躍遷使宇宙完全像我們觀察到的那樣變成中性。

中性原子的形成不僅對于創建由分子、離子和鍵合在一起的原子的任意組合産生的所有複雜化學結構的構建塊很重要。它對于熱大爆炸留下的光子或光粒子的“釋放”也非常重要。當中性原子首次形成時，它標志著光子停止被自由電子散射的時間，因爲自由電子僅在原子電離爲等離子體時才存在。一旦所有中性原子形成，輻射就開始沿直線傳播。沒有任何東西可以驅散，它只是以光速移動。

就存在的光子數量而言，這種光大大超過了宇宙中原子的數量。現在，光線似乎從各個方向、各個地方均勻地射來。在宇宙黑暗時代開始時，這個光子浴的溫度從 2970.8 K 開始，此時顔色將呈現黃橙色。有些地區稍熱，溫度高達 2971.0 K，而另一些地區則稍冷，約爲 2970.6 K。這些細微的差異可能看起來不是什麽大問題，但它們是影響其如何發展和發展的最重要因素。我們的宇宙從現在開始成長。

宇宙微波背景輻射 (CMB) 是宇宙中觀測到的最古老的光，迄今爲止最全面的研究向我們展示了熱大爆炸開始 38 萬年後宇宙的快照。盡管藍色區域看起來比平均溫度低，紅色區域看起來比平均溫度高，但來自所有這些區域的光子實際上在它們之間分布著相同的能量。只是它們所處的引力勢深度的差異導致了觀測到的溫度差異。

爲什麽這些微小的溫度差異很重要？因爲在空間的每個區域中，所有這些光子或光粒子實際上都具有相同數量的內部能量，並且也以相同的方式在所有存在的光子中分配該能量。從本質上講，輻射實際上在炎熱地區和寒冷地區攜帶的能量是相同的，但這種輻射所處的環境因地而異。一些區域的平均密度與整個宇宙的平均密度完全相同，但其他區域的物質密度略高于（或更少）平均水平。

密度不足的區域，因爲含有較少的物質，所以重力也較小。當光子離開該區域時，它必須應對較小的引力勢，這意味著它由于引力紅移而損失較少的能量，從而産生比平均溫度更高的光子溫度。

另一方面，過度擁擠的區域有更多的物質，因此光子需要應對更大的引力。隨著光子的上升，它們損失的能量比平均水平更多，因此離開這些區域的光子總體上變得更冷或能量更低。

比平均密度稍大的空間區域將産生更大的重力井以供逃離，這意味著從這些區域發出的光在到達我們的眼睛時顯得更冷。相反，密度較低的區域將顯示爲熱點，而具有理想平均密度的區域將具有理想的平均溫度。

如果宇宙有區域：

中等密度，

高于平均密度，

且低于平均密度，

你可能會認爲剩下要做的就是讓這些人口過多的區域聚集在一起，並在重力的作用下吸引越來越多的物質，直到我們形成恒星。這是故事的一部分，但事實證明這並不是唯一起作用的因素。光子作爲宇宙的一部分，在它們消失在宇宙背景中之前，爲這個故事增添了更多的內容。

重力的工作方式與您腦海中想象的類似：所有質量都相互吸引，並且在質量最大的地方，它會優先吸引周圍的所有其他質量。即使在膨脹的宇宙中，這些人口過多的區域也會吸引來自附近密度較低區域的質量，尤其是幾乎無法保留其物質的密度較小的區域。

宇宙微波背景（CMB）中的密度漲落爲現代宇宙結構的形成提供了種子，包括恒星、星系、星系團、細絲和大尺度宇宙空洞。但 CMF 本身是無法被觀測到的，直到宇宙從離子和電子形成中性原子爲止，這需要數十萬年的時間，而恒星的形成甚至更長：50 至 1 億年。

這告訴我們，從這個意義上說，引力是一種自加速力。就吸引質量到一個區域而言，這個宇宙中將會有“贏家”和“輸家”，而開始最多的區域最終會擁有最多的物質。隨著越來越多的物質被拉入一個區域，引力會更加成功地吸引更多的物質進入該區域。

然而，這並不是故事的全部。雖然這是事實，但物質和引力並不是目前宇宙中唯一重要的存在。還存在以光子殘余背景形式存在的輻射。雖然物質（暗物質和原子物質）對大質量粒子具有引力，但它會將包括輻射在內的所有形式的能量吸引到人口最稠密的區域。

當這種情況發生時，我們必須記住，輻射與物質不同，具有很大的內部壓力。例如，我們的太陽的質量是地球的 300,000 倍，但密度卻低于我們的星球，其原因是太陽內部的光子施加的巨大外部壓力。支撐太陽這樣的恒星免受引力塌縮的壓力，也可以在任何恒星形成之前支撐這些塌縮的氣體雲，從而減慢它們的生長速度。即使在以物質爲主的宇宙中，盡管輻射仍然很重要，但物質密度的增加也只能非常緩慢。

隨著時間的推移，引力相互作用會將一個幾乎均勻、密度相等的宇宙轉變爲一個物質高度集中且物質之間存在巨大空隙的宇宙。只要輻射仍然很重要，即使在宇宙變得由物質主導之後施加外部壓力，物質缺陷的增加也很小。

數百萬年來，由于重力的原因，所有這些類型的宇宙結構的增長速度都受到極大限制。輻射只是阻止物質密度的增加速度超過某個特定速率。由于我們需要數百萬年的時間來使物質的密度不斷增加，即使是在最密集的區域，另一個過程開始發生：宇宙中最常見的原子類型：氫所固有的東西。自從我們（主要）由質子和電子形成中性原子以來，一種新的光出現了：氫原子自旋躍遷産生的光。

在這些黑暗時代，宇宙中 92% 的原子都是簡單的氫。氫原子由一個質子和一個電子組成，質子和電子都具有固有自旋：+1/2或-1/2。質子和電子具有相同自旋（+1/2、+1/2 或 -1/2、-1/2）的系統之間的總能量存在微小差異，使其能量高于它們具有相反自旋（+1/2）時的能量。 ，-1/2 或 -1/2，+1/2)。在大約 1000 萬年的時間尺度上，當這種情況發生時，具有相同自旋的結構會自發地切換，發射出特定波長 21 厘米的光子。

當形成氫原子時，電子和質子自旋同樣可能對齊或反對齊。如果它們是反排列的，則不會再發生躍遷，但如果它們是排列的，它們可以通過以非常特定且相當長的時間間隔發射非常特定波長（21厘米）的光子來量子隧道進入這種較低能態。據測量，這種轉變的精度優于萬億分之一，並且衆所周知，幾十年來一直保持不變。這是自中性原子形成以來宇宙中發出的第一道光：甚至在第一批恒星形成之前。

盡管宇宙中的輻射主要是大爆炸産生的剩余光子（今天觀察到的宇宙微波背景輻射），但現在在這個信號上疊加了另一個信號：來自 21 厘米輻射的微弱而微妙的信號。宇宙中 92% 的原子是簡單原子氫，並且當這些原子形成時，質子和電子最初具有對齊或反對齊自旋的可能性爲 50/50，這意味著 21 cm 發射信號必須來自約占宇宙中所有原子的 46%（按數量計）。

在質子和電子排列的狀態下自發形成的每個氫原子都會以這種方式發光，每次形成新的氫原子時都會發生這種情況，包括以前中性的氫原子，然後再次電離。盡管我們尚未檢測到宇宙中最早形成的原子發出的 21 厘米發射信號，但我們可以預測該信號，並且如果有足夠的觀測時間，足夠先進的射電望遠鏡將能夠檢測到。

左邊是宇宙黑暗時代末期的紅外光，減去了星星（前景）。21厘米天文學將能夠探索宇宙曆史上的時代，甚至早于第一批恒星的形成。

但同時發生的其他過程對于剛剛開始展開的宇宙故事來說甚至更爲重要。確實，我們宇宙中的正常物質——構成每顆恒星、行星以及將要發生的每一個化學反應的物質——可以說，從人類的角度來看，是我們現實世界中最重要的組成部分我們知道的不僅僅是這種普通物質。創造這些物體的第一步將是第一批恒星的形成，但我們距離形成中性原子還有很長的路要走。

我們需要幫助才能實現這一目標：光子變紅的幫助，重力將物質拉入過度擁擠的團塊的幫助，以及這兩種力量不時累積足夠的影響以産生重大影響的幫助。在中性原子形成後的前 300 萬年裏，溫度從約 3000 K 冷卻到 800 K，從黃橙色到橙色再到紅色，之後它最終冷卻到人眼看不見的程度。輻射壓力的下降使得物質團塊生長，但尺寸只能達到 CMF 發射時的四倍左右。

超密度區域隨著時間的推移不斷增長，但它們的增長受到超密度最初的小尺寸和仍然存在的高能輻射的限制，這不允許結構更快地增長。

當宇宙年齡達到 15 至 2000 萬年時，它已經冷卻到我們在地球上經曆的溫度：真空的溫度大致爲室溫。物質簇的密度僅比平均密度稍高（可能是三萬分之一），但其幅度已顯著增加，現在比宇宙平均密度高出約三萬分之一到十五分之一。最密集的星團已經開始以稍快的速度增長，並且可以達到每 30,000 個星團中 60-90 個，比平均密度高：比典型的空間區域高約 0.2% 或 0.3%。

追蹤這些人口過剩區域的密度非常重要，因爲物質可以達到臨界密度，而對這些團塊如何生長的最簡單解釋不再適用。到目前爲止，在所謂的線性結構形成模式中，人口過多的區域的增長就好像它們遵循一個簡單的規律一樣：當宇宙溫度是其一半時，物質團塊的人口數量會使其原始人口過多的數量增加一倍。一旦超過某個關鍵阈值，簇就會開始以我們所說的非線性方式增長得更快。

當該區域的密度比平均值高約 68% 時，就會發生這種關鍵轉變。在這一刻之後，失控的崩潰是不可避免的。

宇宙中的第一批恒星和星系將被（主要是）氫氣的中性原子包圍，這些原子吸收星光。如果沒有金屬來冷卻它們或輻射能量，只有質量最重區域的高質量團塊才能形成恒星。根據我們最好的結構形成理論，第一顆恒星可能會在 50 到 1 億年前形成。

那麽這第一次發生在什麽時候呢？在某個時刻，當宇宙大約有 5000 萬年（也許更久一點）時，最密集的團塊進入這個後臨界階段，並開始以極快的速度收縮並吸引額外的物質。這將很快導致第一批恒星在絕對最密集的空間區域形成，但宇宙的其余大部分將繼續緩慢增長，需要更多的時間讓物質團塊增長到恒星形成所需的密度。可能的。

宇宙尺度上第一波大規模的恒星形成要到宇宙年齡大約 200-2.5 億年前才會開始。然而，在密度最高的區域，其中的物質在短短 50 至 1 億年內就被壓縮到高密度。在某個時刻，由于冷卻，第一顆恒星將會出現——定義爲通過質子-質子聚變鏈式反應，氫到氦的第一次反應。在充滿暗物質和正常物質的宇宙中，宇宙必須冷卻到大約 100 K，才能真正形成第一顆真正的恒星。

宇宙曆史示意圖，突出顯示再電離。在恒星或星系形成之前，宇宙中充滿了阻擋光線的中性原子。盡管宇宙的大部分要到5.5億年之後才會被再電離，而第一次主波發生在大約2.5億年之後，但一些幸運的恒星可能會在大爆炸後短短50到1億年的時間內形成。

第一批恒星形成之前的條件與今天存在的條件有很大不同。這個空間並不透光，而是充滿了阻擋光線的中性原子。大爆炸留下的余輝，即今天的 CMF，當時的溫度大約是現在的 30-50 倍。在膨脹的宇宙中，這些情況發生得太久了，即使擁有強大的紅外能力，即使是 JWST（詹姆斯·韋伯太空望遠鏡）也無法觀察到它們。雖然許多人希望 JWST 能夠讓我們直接看到恒星形成的第一波主要浪潮，但即使對于它前所未有的強大眼睛來說，所有的第一批恒星仍然是隱藏的。

宇宙中所有正常物質形成中性原子的時間不到 50 萬年，但中性物質塌縮到足以形成宇宙中第一顆恒星的時間要長 100 到 200 倍。到那時，唯一能看到的光是大爆炸留下的余輝，它的能量已經降至如此低的水平，以至于人眼看不見。在接下來的 47-9700 萬年裏，整個宇宙都陷入了真正的黑暗。

但一旦第一顆恒星點亮，“要有光”將最終再次成爲我們宇宙曆史的一部分。